NGC 772

Données d’observation (Époque J2000.0)
NGC 772
La galaxie spirale NGC 772
Constellation	Bélier
Ascension droite (α)	01^h 59^m 19,6^s ^[1]
Déclinaison (δ)	19° 00′ 27″
Magnitude apparente (V)	10,3 ^[2] 11,1 dans la Bande B ^[2]
Brillance de surface	13,9 mag/as² ^[2]
Dimensions apparentes (V)	7,2′ × 4,3′
Décalage vers le rouge	+0,008146 ± 0,000010 ^[1]
Angle de position	130° ^[2]
Localisation dans la constellation : Bélier
Astrométrie
Vitesse radiale	2 472 ± 3 km/s ^[3]
Distance	33,9 ± 2,4 Mpc (∼111 millions d'a.l.) ^[4]
Caractéristiques physiques
Type d'objet	Galaxie spirale
Type de galaxie	SA(s)b ^[1] ; Sc ^[2] ; SA(s)b ^[5] ?
Dimensions	231 000 a.l. ^[6]
Découverte
Découvreur(s)	William Herschel ^[5]
Date	29 novembre 1785 ^[5]
Désignation(s)	PGC 7525 MCG 3-6-11 UGC 1466 ZWG 461.18 ARP 78 KARA 80 IRAS01565+1845 ^[2]
Liste des galaxies spirales
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NGC 772 est une grande galaxie spirale située dans la constellation du Bélier à environ 111 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Elle a été découverte par l'astronome germano-britannique William Herschel en 1785.

La classe de luminosité de NGC 772 est II et elle présente une large raie HI. Elle renferme également des régions d'hydrogène ionisé^[1].

Les galaxies NGC 770, NGC 772, UGC 1519 et UGC 1546 font partie du groupe de NGC 772^[7]. La galaxie NGC 772 est la plus grosse galaxie de ce groupe.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

En compagnie de NGC 770, la galaxie NGC 772 figure à l'atlas Arp sous la cote Arp 78^[5]. NGC 770 et NGC 772 forment une paire de galaxies^[8] en interaction gravitationnelle. C'est l'attraction gravitationnelle de NGC 770 qui est responsable de l'allongement du bras spiral sud de NGC 772. NGC 772 présente aussi plusieurs régions HII^[1].

Distance[modifier | modifier le code]

De très nombreuses mesures non basées sur le décalage vers le rouge (redshift) donnent une distance de 26,885 ± 8,784 Mpc (∼87,7 millions d'a.l.)^[9], ce qui est à l'intérieur des distances calculées en employant la valeur du décalage^[4].

Position de NGC 772 sur la sphère céleste.

Observation[modifier | modifier le code]

NGC 772 est assez facile à repérer à l'est de Gamma du Bélier (γ-ari) et au sud-est de Sheratan (β-Ari). Déjà bien visible dans un télescope de 150 mm, elle devient impressionnante dans un 300 mm. D'autre part, la galaxie NGC 770 n'offre rien de bien remarquable avec ces diamètres de télescopes.

Galerie[modifier | modifier le code]

NGC 772 en lumière visible (Sid Leach/Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona).
NGC 772 dans le domaine de l'ultraviolet par GALEX.
NGC 772 dans le domaine de l'infrarouge par 2MASS.
Deux supernovas (SN 2003iq, notée « iq », et SN 2003hl, notée « hl ») dans la galaxie NGC 772, avec l'astéroïde (6223) Dahl.

Notes et références[modifier | modifier le code]

↑ ^{a b c d et e} (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 772 (consulté le 1^er avril 2016)
↑ ^{a b c d e et f} (en) « Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke » (consulté le 1^er avril 2016)
↑ On obtient la vitesse de récession d'une galaxie à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage vers le rouge (redshift) et c la vitesse de la lumière. L'incertitude relative de la vitesse Δv/v est égale à celle de z étant donné la grande précision de c.
↑ ^{a et b} On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble : v = H_od, où H_o est la constante de Hubble (70±5 (km/s)/Mpc) . L'incertitude relative Δd/d sur la distance est égale à la somme des incertitudes relatives de la vitesse et de H_o.
↑ ^{a b c et d} (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 1^er avril 2016)
↑ On obtient le diamètre d'une galaxie par le produit de la distance qui nous en sépare et de l'angle, exprimé en radian, de sa plus grande dimension.
↑ A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1,‎ juillet 1993, p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)
↑ Abraham Mahtessian, « Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics », Astrophysics, vol. 41 #3,‎ juillet 1998, p. 308-321 (DOI 10.1007/BF03036100, lire en ligne)
↑ « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 6 décembre 2018)

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liste des objets du NGC

Liens externes[modifier | modifier le code]

(en) NGC 772 sur la base de données NASA/IPAC Extragalactic Database
(en) NGC 772 sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
(en) NGC 772 sur spider.seds.org
(en) NGC 772 sur la base de données LEDA
(en) NGC 772 sur WikiSky
(en) NGC 772 sur le site du professeur C. Seligman
(en) NGC 772 sur APOD le 7 juillet 2011.
(en) Arp 78 Sedona Stargazer Observatory

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[ned-1] {a b c d et e} (en) « NASA/IPAC Extragalactic Database », Resultats pour NGC 772 (consulté le 1^er avril 2016)

[spider-2] {a b c d e et f} (en) « Revised NGC and IC Catalog by Wolfgang Steinicke » (consulté le 1^er avril 2016)

[3] On obtient la vitesse de récession d'une galaxie à l'aide de l'équation v = z×c, où z est le décalage vers le rouge (redshift) et c la vitesse de la lumière. L'incertitude relative de la vitesse Δv/v est égale à celle de z étant donné la grande précision de c.

[dist-4] {a et b} On obtient la distance qui nous sépare d'une galaxie à l'aide de la loi de Hubble : v = H_od, où H_o est la constante de Hubble (70±5 (km/s)/Mpc) . L'incertitude relative Δd/d sur la distance est égale à la somme des incertitudes relatives de la vitesse et de H_o.

[selig-5] {a b c et d} (en) « Site du professeur C. Seligman » (consulté le 1^er avril 2016)

[6] On obtient le diamètre d'une galaxie par le produit de la distance qui nous en sépare et de l'angle, exprimé en radian, de sa plus grande dimension.

[garcia-7] A.M. Garcia, « General study of group membership. II - Determination of nearby groups », Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 100 #1,‎ juillet 1993, p. 47-90 (Bibcode 1993A&AS..100...47G)

[maht-8] Abraham Mahtessian, « Groups of galaxies. III. Some empirical characteristics », Astrophysics, vol. 41 #3,‎ juillet 1998, p. 308-321 (DOI 10.1007/BF03036100, lire en ligne)

[9] « Your NED Search Results », sur ned.ipac.caltech.edu (consulté le 6 décembre 2018)

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